En geología planetaria , un sistema de rayos comprende vetas radiales de finas eyecciones expulsadas durante la formación de un cráter de impacto , que se parecen a muchos radios delgados que salen del cubo de una rueda. Los rayos pueden extenderse por longitudes de hasta varias veces el diámetro de su cráter de origen y, a menudo, van acompañados de pequeños cráteres secundarios formados por trozos más grandes de material eyectado. Se han identificado sistemas de rayos en la Luna , la Tierra ( cráter Kamil ), Mercurio y algunas lunas de los planetas exteriores. Originalmente se pensaba que existían sólo en planetas o lunas que carecían de atmósfera , pero más recientemente han sido identificados en Marte en imágenes infrarrojas tomadas desde órbita por la cámara termográfica de 2001 Mars Odyssey .
Los rayos aparecen en longitudes de onda visibles y, en algunos casos, infrarrojas , cuando los eyectados están hechos de material con diferente reflectividad (es decir, albedo ) o propiedades térmicas de la superficie sobre la que se depositan. Normalmente, los rayos visibles tienen un albedo mayor que la superficie circundante. Más raramente, un impacto excavará material de bajo albedo, por ejemplo, depósitos de lava basáltica en los mares lunares . Los rayos térmicos, como se ven en Marte, son especialmente evidentes durante la noche, cuando las pendientes y las sombras no influyen en la energía infrarroja emitida por la superficie marciana.
La superposición de rayos sobre otras características de la superficie puede ser útil como indicador de la edad relativa del cráter de impacto, porque con el tiempo varios procesos destruyen los rayos. En cuerpos sin atmósfera como la Luna, la erosión espacial debida a la exposición a rayos cósmicos y micrometeoritos provoca una reducción constante del diferencial entre el albedo de los eyectados y el del material subyacente. Los micrometeoritos en particular producen una fusión vítrea en el regolito que reduce el albedo . Los rayos también pueden quedar cubiertos por flujos de lava (como los de Lichtenberg en la luna), o por otros cráteres de impacto o eyecciones.
La naturaleza física de los rayos lunares ha sido históricamente objeto de especulación. Las primeras hipótesis sugerían que se trataba de depósitos de sal procedente de agua evaporada. Posteriormente se pensó que eran depósitos de ceniza volcánica o vetas de polvo. Después de que se aceptó el origen de los cráteres por impacto, Eugene Shoemaker sugirió durante la década de 1960 que los rayos eran el resultado de material eyectado fragmentado.
Estudios recientes sugieren que el brillo relativo de un sistema de rayos lunares no siempre es un indicador fiable de la edad de un sistema de rayos. En cambio, el albedo también depende de la proporción de óxido de hierro (FeO). Porciones bajas de FeO dan como resultado materiales más brillantes, por lo que dicho sistema de rayos puede conservar su apariencia más clara durante períodos más largos. Por lo tanto, es necesario tener en cuenta la composición del material en el análisis de albedo para determinar la edad.
Entre los cráteres lunares de la cara visible con sistemas de rayos pronunciados se encuentran Aristarco , Copérnico , Kepler , Proclo , Dionisio , Glushko y Tycho . Ejemplos más pequeños incluyen Censorinus , Stella y Linné . También se producen sistemas de rayos similares en la cara oculta de la Luna, como los rayos que irradian los cráteres Giordano Bruno , Necho , Ohm , Jackson , King y el pequeño pero prominente Pierazzo .
La mayor parte del transporte lateral de eyecciones primarias de los cráteres de impacto se limita a una distancia de unos pocos radios de cráter, pero algunos impactos más grandes, como los impactos que formaron los cráteres Copérnico y Tycho , lanzaron eyecciones primarias a mitad de camino alrededor de la Luna. [2]
Los cráteres North Ray y South Ray , cada uno con un sistema de rayos claros, fueron observados desde la Tierra por los astronautas del Apolo 16 en 1972.
